RADIASI DALAM ASTRONOMI

RADIASI DALAM
ASTRONOMI
Vepy Asyana, M.Si
D o s e n F i s i ka F M I PA U N R I
I n s t r u k t u r O l i m p i a d e A s t ro n o m i
I n s t r u k t u r O l i m p i a d e F i s i ka S M A & I PA S M P
I n s t r u k t u r P e n g g u n a a n V i r t u a l L a b
C o n t a c t P e r s o n : 0 8 2 3 3 3 2 0 1 1 5 2
E m a i l : a s y a n a v e p y @ g m a i l . c o m

2
GELOMBANG ELEKTROMAGNETIK
Add a Footer 2
• Informasi yang kita terima dari benda langit berasal
dari gelombang elektromagnetik
• Hubungan panjang gelombang-frekuensi dapat
dinyatakan dengan persamaan
• Bentuk persamaan sinusoidal gelombang
elektromagnetik yang merambat dalam arah x positif
• Max-Plank (1900) mengemukakan hukumnya terkait
energy dari GEM (kuantisasi energy)
 =
𝑐
𝑓
𝑬 𝑥, 𝑡 = 𝐸𝑚𝑎𝑘𝑠 𝒋 𝑠𝑖𝑛 𝜔𝑡 − 𝑘𝑥
𝑩 𝑥, 𝑡 = 𝐵𝑚𝑎𝑘𝑠 𝒌 𝑠𝑖𝑛 𝜔𝑡 − 𝑘𝑥
𝑐 =
1
𝜇0𝜀0
= 3 𝑥 108 Τ
𝑚 𝑠
𝐸𝑓 = ℎ𝑓 =
ℎ𝑐


3
SPEKTRUM GELOMBANG ELEKTROMAGNETIK
Add a Footer 3
• Dengan mengamati
pancaran GEM kita dapat
mempelajari beberapa hal
a. Arah pancarannya:
letak dan gerak benda
yang memancarkannya
b. Kuantitas pancaran:
mengukur kuat atau
kecerahan pancaran
c. Kualitas pancaran:
dapat mempelajari
warna, spectrum,
maupun polarisasi

4
CONTOH SOAL
Add a Footer 4
• Seberkas laser karbon dioksida memancarkan gelombang
elektromagnetik sinusoidal yang berjalan dalam ruang hampa pada arah
x-negatif. Panjang gelombangnya adalah 10,6 m, dan medan E parallel
dengan sumbu-z, dengan besar maksimum 1,5 MV/m. Turunkanlah
persamaan vector untuk E dan B sebagai fungsi dari waktu dan posisi.

6
RADIASI BENDA HITAM & KUANTISASI ENERGY GEM
Add a Footer 6
 Benda hitam adalah benda
yang menyerap semua
cahaya yang jatuh
padanya.
 Karena tidak ada cahaya
yang dipantulkan atau
ditransmisikan benda
tampak gelap ketika dingin
 Jika panas, benda hitam
menjadi sumber radiasi
termal yang ideal

12
Add a Footer 12
Hukum ini menyatakan energy per satuan waktu (daya) yang
dipancarkan benda hitam bersuhu T untuk semua panjang
gelombang per satuan luas adalah
𝐹 = 𝜎𝑇4
𝜎 = 5,67 𝑥 10−8 𝑊𝑎𝑡𝑡 𝑚−2𝐾−4

13
Add a Footer 13
𝑝 =
0,002898
𝑇
• 𝑝 menyatakan energy pada panjang
gelombang tersebut dominan
• Gelombang yang dominan inilah yang
menentukan warna dari pemancar radiasi
misalkan bintang
• Temperatur benda hitam dapat diperkirakan
berdasarkan warnanya
• 𝑝 dalam meter

15
LUMINOSITAS & FLUKS
Add a Footer 15
• Bintang & benda langit lainnya dapat memancarkan radiasi GEM yang dapat
didekati dengan radiasi benda hitam
• Misalkan sebuah bintang (anggap berbentuk bola berjari-jari R)
• Jumlah energy yang dipancarkannya persatuan waktu (luminositas) adalah
• Energi yang dipancarkan tersebut akan diterima oleh pengamat yang berada
pada jarak tertentu
• Jumlah energy per satuan waktu yang diterima oleh pengamat persatuan luas
disebut dengan fluks.
• Karena energy tadi disebarkan kesegala arah, besar fluks (E) dinyatakan:
𝐸 =
𝐿
4𝜋𝑑2
= 𝑊𝑎𝑡𝑡/𝑚2
𝐿 = 4𝜋𝑅2𝜎𝑇4 L (watt); R radius bintang; T temperature permukaan bintang
Luminositas (L); jarak dari sumber ke pengamat (d)

16
Add a Footer 16
• 𝐸 =
𝐿
4𝜋𝑑2 = 𝑊𝑎𝑡𝑡/𝑚2
• Persamaan ini disebut juga dengan hukum kuadrat kebalikan (invers
square law) untuk kecerlangan (brightness)
• Karena persamaan ini menyatakan bahwa kecerlangan berbanding
terbalik dengan kuadrat jaraknya maka >> makin jauh sebuah bintang
makin redup cahayanya
• Fluks yang sampai ke suatu benda dapat diserap dan dipantulkan
kembali. Perbandingan energy yang dipantulkan dengan energy yang
diterima disebut dengan Albedo.

17
CONTOH SOAL 1
Add a Footer 17
1. Dari hasil pengamatan diperoleh bahwa puncak spectrum bintang A dan bintang B masing-masing berada pada panjang gelombang
0,35 m dan 0,56 m. Tentukan bintang mana yang lebih panas dan seberapa besar perbedaan temperaturnya! (TA/TB=1,6)
2. Berapakah kecerlangan sebuah bintang dibandingkan dengan kecerlangan semula apabila jaraknya dijauhkan 3 kali dari jarak
semula? (1/9 kali semula)
3. Bumi menerima energy dari Matahari sebesar 1380 Watt/ 𝑚2
. Berapakah energy dari matahari yang diterima oleh planet Saturnus,
jika jarak Matahari-Saturnus adalah 9,5 AU?(15,29 W/ 𝑚2
)
4. Dari hasil pengukuran diperoleh bahwa permukaan seluas 1 𝑐𝑚2 diluar atmosfer bumi menerima energy yang berasal dari matahari
sebesar 1,37 x 106 erg/𝑐𝑚2/s. Apabila diketahui jarak Bumi-Matahari adalah 150 juta km, tentukan luminositas matahari (3,87 x
1033
erg/s)
5. Luminositas sebuah bintang 100 kali lebih terang daripada Matahari, tetapi temperaturnya hanya setengah dari temperature Matahari.
Berapakah radius bintang tersebut dinyatakan dalam radius Matahari?
6. Sebuah Bintang memiliki temperature 3000 K dan luminositas 80 kali lumonositas Matahari. Berapakah radius Bintang tersebut jika
temperature Matahari 6000 K?
7. Berapa kali lebih terang/lemah jika sebuah Bintang dipindahkan jaraknya menjadi (a) 2 kali jarak semula (b) 10 kali jarak semula (c) ½
kali jarak semula
8. Berapakah fluks yang kita terima dari sebuah Bintang yang Luminositasnya 1025 watt dan bintang itu terletak sejauh 5 lyr dari Bumi.

18
CONTOH SOAL 1
Add a Footer 18
9. Dari warnanya temperature sebuah bintang diketahui besarnya 3000 K dan temperature Matahari 6000 K. Bintang tersebut
memiliki luminositas 400 kali luminositas Matahari. Berapakah radius bintang tersebut? Dan pada panjang gelombang berapakah
ia memancarkan energy yang paling banyak?
10. Sebuah supernova bersinar dengan lumonositas 1010 kali luminositas Matahari. Jika supernova tersebut tampak di langit dengan
terang yang sama dengan Matahari, berapa jauh ia dari kita?

19
MAGNITUDO SEMU
Add a Footer 19
• Magnitudo merupakan besaran yang menunjukkan kecerlangan suatu objek
• Secara umum terdapat 2 jenis magnitude: magnitudo semu & magnitude mutlak
• Magnitudo yang menyatakan ukuran fluks energy bintang yang kita terima/ukuran
terang bintang yang kita lihat/jumlah foton yang kita terima disebut dengan
magnitudo semu (apparent magnitude)
• Hipparchus menggolongkan bintang dalam enam tingkat. Bintang dengan magnitude
enam adalah bintang yang hampir tidak terlihat dengan mata telanjang.
• Dari data Hipparchus, Pogson (1856) mendapati bahwa bintang pada tingkat kesatu
memiliki kecerlangan (fluks) 100 kali melebihi bintang tingkat keenam. Pogson
merumuskan system magnitudo ini sebagai skala logaritmik terhadap kecerlangan
𝑚 = −2,5 log 𝐸 + 𝐶
m adalah magnitudo semu (magnitudo tampak atau magnitudo saja
E adalah fluks yang kita terima
C adalah konstanta yang bergantung pada detector yang digunakan

20
Add a Footer 20
• Dalam suatu pengamatan yang sama, kaitan antar magnitudo dua objek
dapat dinyatakan:
• Dengan system magnitude seperti ini memungkinkan terang benda
langit tidak hanya dibagi dalam 6 tingkatan, namun dinyatakan dalam
“skala logaritmik” yang boleh bernilai negative atau lebih dari enam”
• Magnitudo semu berhubungan dengan kecerlangan (fluks) yang tampak
oleh pengamat, sehingga merupakan fungsi dari jarak objek ke
pengamat.
𝑚1 − 𝑚2 = −2,5 log
𝐸1
𝐸2

21
MAGNITUDO MUTLAK
Add a Footer 21
• Untuk dapat membandingkan kecerlangan sebenarnya (luminositas) dari
suatu objek dengan objek lain, maka diperlukan suatu besaran baru yaitu
magnitudo mutlak
• Magnitudo mutlak merupakan besaran magnitude yang diukur dari jarak
10 parsek
• Jika kita bandingkan magnitude mutlak dari dua objek maka dapat
dinyatakan
𝑚 − 𝑀 = −5 + 5 log 𝑑 𝑚 − 𝑀 = −5 − 5 log 𝑝
m-M disebut modulus jarak
d jarak objek dalam parsek
p paralaks objek dalam detik busur
𝑀1 − 𝑀2 = −2,5 log
𝐿1
𝐿2

22
SISTEM MAGNITUDO
Add a Footer 22
• Sebelum adanya perkembangan fotografi, magnitude bintang ditentukan
oleh mata.
• Sistem magnitude visual (𝑚𝑣𝑖𝑠) >> kepekaan mata untuk daerah panjang
gelombang yang berbeda tidak sama. Mata peka untuk cahaya kuning-
hjau didaerah  = 5500 ሖ
𝐴
• Magnitudo fotografi (𝑚𝑓𝑜𝑡) >> peka untuk cahaya biru-ungu didaerah
 = 4500 ሖ
𝐴
• Dengan demikian, suatu bintang akan memiliki 𝑚𝑣𝑖𝑠 berbeda dari 𝑚𝑓𝑜𝑡
• CI (Colour Index) = 𝑚𝑓𝑜𝑡 - 𝑚𝑣𝑖𝑠
Makin panas atau semakin biru suatu bintang, CI nya semakin kecil

23
SISTEM MAGNITUDO
Add a Footer 23
• Tahun 1951 H.L Johnson & W.W. Morgan mengajukan system magnitude
UBV
U = magnitude semu dalam daerah ungu (𝑒𝑓 = 3500 𝐴)
B = magnitude semu dalam daerah biru (𝑒𝑓 = 4350 𝐴)
V = magnitude semu dalam daerah visual (𝑒𝑓 = 5550 𝐴)
Untuk setiap system magnitude dapat kita kurangkan dua jenis magnitude, yang disebutkan dengan indeks
warna (CI).
C.I = B - V

24
CONTOH SOAL 2
Add a Footer 24
1. Tiga bintang diamati magnitude semunya dalam panjang gelombang biru (B) dan visual (V) seperti
pada table berikut
2. Tiga bintang diamati magnitude semunya dalam panjang gelombang biru (B) dan visual (V) seperti
pada table berikut
No B V
1 17,2 19,5
2 12,4 15,6
3 8,2 6,8
a. Dilihat dengan mata, bintang manakah yang paling lemah? Jelaskan
jawaban anda
b. Dalam kenyataannya bintang yang paling lemah tersebut apakah
benar-benar bintang yang lemah cahayanya? Jelaskan jawaban anda
c. Bintang manakah yang paling panas dan yang paling dingin?
Jelaskan jawaban anda
No B V
1 8,52 8,82
2 7,45 7,25
3 7,45 6,35
a. Dilihat dengan mata, bintang manakah yang paling terang? Jelaskan
jawaban anda
b. Dalam kenyataannya bintang yang paling terang tersebut apakah
benar-benar bintang yang terang cahayanya? Jelaskan jawaban anda
c. Bintang manakah yang paling panas dan yang paling dingin?
Jelaskan jawaban anda

25
MAGNITUDO BOLOMETRIK
Add a Footer 25
• Pada penjelasan sebelumnya, system magnitude yang digunakan terbatas
dalam suatu rentang panjang gelombang tertentu (𝑚𝑣𝑖𝑠, 𝑚𝑓𝑜𝑡, 𝑚𝐵, 𝑚𝑈).
• Dengan demikian diperkenalkanlah system Magnitudo Bolometrik (𝑚𝑏𝑜𝑙)
yaitu system magnitude bintang yang diukur dalam seluruh panjang
gelombang
• Magnitudo mutlak bolometric (𝑀𝑏𝑜𝑙) dapat digunakan untuk mengetahui
luminositas dari sebuah bintang (energy total yang dipancarkan permukaan
bintang per detik) dengan membandingkannya dengan magnitude mutlak
bolometric Matahari
𝑚bol = −2,5 log 𝐸𝑏𝑜𝑙 + 𝐶𝑏𝑜𝑙 𝑀bol = −2,5 log 𝐸′𝑏𝑜𝑙 + 𝐶𝑏𝑜𝑙 𝐸′𝑏𝑜𝑙 =
1
4𝜋102
𝑀bol − 𝑀bol (matahari) = −2,5 log
𝐿
𝐿𝑠𝑢𝑛
𝑀bol matahari = 4,74

26
Add a Footer 26
• Modulus jarak untuk magnitude bolometric
• Untuk bintang yang panas, sebagian besar energinya dipancarkan pada daerah
ultraviolet
• Untuk bintang yang dingin sebagian besar energinya dipancarkan pada daerah
inframerah
• Oleh karena itu, pengamatan magnitude bolometric harus dilakukan di atas atmosfer.
Untuk memudahkan, magnitude bolometric ditentukan secara teori berdasarkan
pengamatan di Bumi. Atau dapat ditentukan secara tidak lansung, yaitu dengan
memberikan koreksi pada magnitude visualnya
𝑚𝑏𝑜𝑙 − 𝑀𝑏𝑜𝑙 = −5 + 5 log 𝑑
𝑚𝑣 − 𝑚𝑏𝑜𝑙 = 𝑏𝑜𝑙𝑜𝑚𝑒𝑡𝑟𝑖𝑐 𝑐𝑜𝑟𝑒𝑐𝑡𝑖𝑜𝑛 (𝐵𝐶)
𝑀𝑣 − 𝑀𝑏𝑜𝑙 = 𝑏𝑜𝑙𝑜𝑚𝑒𝑡𝑟𝑖𝑐 𝑐𝑜𝑟𝑒𝑐𝑡𝑖𝑜𝑛 (𝐵𝐶)

27
Add a Footer 27
• Bintang yang sangat panas atau yang sangat dingin >> BC-nya besar
• Bintang yang bertemperatur sedang >> BC-nya kecil

28
Add a Footer 28

29
CONTOH SOAL 3
Add a Footer 29
1. Magnitudo mutlak sebuah bintang adalah Mv = 0,58 dan koreksi
bolometriknya adalah 0,15. Tentukanlah Mbol dan luminositas bintang
tersebut

30
ABSORPSI OLEH ATMOSFER
Add a Footer 30

31
ABSORPSI OLEH ATMOSFER
Add a Footer 31

32
ABSORPSI & PEMERAHAN CAHAYA BINTANG OLEH MATERI ANTAR BINTANG
Add a Footer 32

33
Add a Footer 33
𝑚 − 𝑀 = −5 + 5 log 𝑑 + 𝐴

34
Add a Footer 34

37
LATIHAN 1
Add a Footer 37
1. Sebuah bintang memiliki temperature 3000 K dan luminositas 10 kali luminositas Matahari. Jika temperature Matahari 6000 K,
berapakah radius bintang tersebut?
2. Berapa kali lebih terang/lemah jika sebuah bintang dipindahkan jaraknya menjadi (a) 2 kali jarak semula (b) 10 kali jarak semula (c) ½
kali jarak semula
3. Hitunglah fluks yang kita terima dari sebuah bintang yang luminositasnya 1025
Watt dan bintang tersebut berada sejauh 5 lyr dari
Bumi.
4. Sebuah bintang memiliki magnitude m1 = 4,57 dan bintang lainnya m2 = 8,49. Berapakah beda terang kedua bintang tersebut?
5. Sebuah supernova sebelum meledak magnitudonya 16,72. Sesudah meledak magnitudonya 8,12. Berapakah beda terang supernova
tersebut sebelum dan sesudah meledak?
6. Terang bintang 1 = 100 satuan, terang bintang 2 = 10000 satuan. Jika magnitude bintang 1 adalah 3, hitunglah magnitude bintang 2
7. Sebuah bintang ganda memiliki komponen m1 = 11,75 dan m2 = 12,11. Hitunglah magnitude totalnya!
8. Magnitudo semu sebuah bintang adalah 3. Jika sudut paralaksnya adalah 0”,015. Hitunglah magnitude mutlaknya dan berapakah
perbandingan luminositasnya terhadap Matahari dimana magnitude Mutlak Matahari 4,82
9. Magnitudo semu bintang A adalah -1,88. Radius bintang B ½ radius bintang A. Temperatur efektif bintang B 2 kali bintang A. jarak
bintang B 1/3 kali jarak bintang A dari pengamat. Tentukan magnitude semu bintang B

38
LATIHAN 1
Add a Footer 38
10. Bintang A dan bintang B mempunyai kelas spectrum dan kelas luminositas yang sama. Magnitudo visual bintang A adalah 𝑚𝐴 =
12 sedangkan bintang B adalah 𝑚𝐵 = 17. Jika absorpsi oleh materi antar bintang dan oleh atmosfer bumi diabaikan,
tentukanlah bintang mana yang jaraknya lebih jauh?
11. Dari hasil pengamatan fotometri pada sebuah bintang didapatkan U = 18,15, B = 18,50, V = 18,14. Berdasarkan kelas
spektrumnya diperoleh harga (U – B)o = -0,45. Apabila radius bintangnya adalah 2,3 radius Matahari, magnitude mutlak
bolometriknya adalah -0,25 dan koreksi bolometriknya adalah -0,15. Tentukan (a) magnitude intrinsic U, B, dan V (b) temperature
efektif bintang (c) jarak sebenarnya bintang tersebut.
12. Lima bintang mempunyai data sebagai berikut
Bintang B V Mv
A 9,84 10,08 -1,1
B 11,50 11,50 +0,7
C 14,88 14,31 +4,4
D 10,64 8,72 -5,0
E 13,10 12,44 +5,1
a. Bintang mana yang paling terang dilihat mata?
b. Bintang mana yang paling panas permukaannya?
c. Bintang mana yang paling dekat?
d. Bintang mana yang paling besar radiusnya?
Jelaskan alasan anda (absorpsi diabaikan)

39
LATIHAN 1
Add a Footer 39
13. Tabel dibawah ini memperlihatkan magnitude absolut beberapa bintang
14. Magnitudo semu system bintang ganda diketahui sebesar 5,42. Magnitudo semu bintang pertama adalah 8,5. Hitunglah
magnitude semu bintang ke dua. Dengan mengabaikan ekstingsi, hitunglah jarak bintang ganda tersebut jika diketahui magnitude
mutlak system bintang ganda tersebut sebesar 3,5!
Object M
Matahari +5
Bintang A (Bintang paling terang) -10
Bintang B (Bintang paling lemah) +15
a. Berapa kali lebih terangkah bintang A
dibandingkan dengan bintang B?
b. Jika luminositas Matahari adalah 4 x 1026
watts, berapa luminositas bintang A dan
bintang B?

40
SPEKTROSKOPI BINTANG
Add a Footer 40
• Jika seberkas cahaya dilewatkan pada prisma atau sebuah kisi-kisi, maka cahaya tersebut akan terurai
menjadi berbagai warna seperti warna pelangi
• Warna-warna tersebut disebut dengan spectrum. Alat yang dapat menguraikan cahaya disebut
spektograf.

41
Add a Footer 41
• Dapat dirangkum pada hukum Kirchoff
1. Suatu padatan, cair, atau gas bertekanan tinggi
yang dipijarkan akan memancarkan energy
dengan spectrum pada semua panjang
gelombang (spectrum kontinu)
2. Gas bertekanan rendah apabila dipijarkan akan
memancarkan energy hanya pada warna atau
panjang gelombang tertentu saja >> spectrum
yang diperoleh berupa garis-garis terang (garis
pancaran / emisi)
3. Jika cahaya putih (spectrum kontinu) dilewatkan
melalui gas yang dingin dan bertekanan rendah
akan menghasilkan pita-pita kontinu namun
disertai garis-garis gelap/serapan >> spectrum
absorpsi atau serapan

42
Add a Footer 42
• Penemuan kirchoff ini merupakan awal dari analisis unsur-unsur yang
terdapat pada bintang-bintang dan galaksi yang sangat jauh dari bumi.
• Dengan melihat spectrum serap cahaya suatu bintang dan
membandingkan dengan spectrum gas – gas yang terdapat dibumi, kita
dapat menentukan unsur-unsur apa yang terdapat di sekitar (di atas
permukaan) bintang-bintang

43
SPEKTRUM HIDROGEN
Add a Footer 43
1

= 𝑅
1
𝑚2
−
1
𝑛2
𝑅 = 1,0973732 𝑥 1071/𝑚

44
SPEKTRUM HIDROGEN
Add a Footer 44
Penemuan deret-deret spectrum gas hydrogen dan
aturan sederhana ini menjadi pertanyaan apa yang
sesungguhnya yang terjadi dalam gas hydrogen tersebut
sehingga ia memancarkan spectrum dengan keteraturan
yang sangat apik

45
SPEKTRUM HIDROGEN
Add a Footer 45

46
CONTOH SOAL 4
Add a Footer 46
• Soal dibuku fismod

47
PEMBENTUKAN SPEKTRUM BINTANG
Add a Footer 47

48
Add a Footer 48

49
Add a Footer 49

50
KLASIFIKASI SPECTRUM BINTANG
Add a Footer 50

52
Add a Footer 52

54
Add a Footer 54

56
Add a Footer 56

58
Add a Footer 58

60
Add a Footer 60

62
Add a Footer 62

64
URUTAN KELAS SPEKTRUM BINTANG
Add a Footer 64

80
GERAK BINTANG
Add a Footer 80

81
GERAK BINTANG
Add a Footer 81

82
GERAK BINTANG
Add a Footer 82

83
GERAK BINTANG
Add a Footer 83

84
GERAK BINTANG
Add a Footer 84

85
GERAK BINTANG
Add a Footer 85

86
PELEBARAN GARIS SPEKTRUM
Add a Footer 86

87
Add a Footer 87

88
Add a Footer 88

89
Add a Footer 89

90
Add a Footer 90

91
LATIHAN 2
Add a Footer 91
1. Garis spectrum suatu elemen yang panjang gelombang normalnya adalah 5500 A diamati pada spectrum bintang berada pada
panjang gelombang 5502 A. seberapa besarkah kecepatan pergerakan bintang tersebut? Apakah bintang itu menjauhi atau
mendekati bumi? Jika diketahui gerak diri bintang tersebut 0,2”/tahun dan jaraknya 4,89 tahun cahaya. Hitunglah kecepatan linear
bintang tersebut
2. (a) apa perbedaan dan persamaan bintang A3 I dan A3 V? (b) jika kita melihat spectrum kedua bintang tersebut, perbedaan apa
yang terlihat?
3. Perhatikan spectrum bintang berikut!
4. Panjang gelombang maksimum spectrum sebuah bintang adalah 2,898 𝑥 103
𝐴. Berapakah temperature bintang tersebut?
Dapatkah anda menentukan termasuk kelas apakah bintang tersebut?
Berapakah kecepatan radial bintang tersebut? Apakah
bintang tersebut bergerak menjauhi atau mendekati kita?

92
LATIHAN 2
Add a Footer 92
5. Dari hasil penyelidikan diketahui bahwa bintang P termasuk kelas A0 III dan bintang Q kelas A5 III. Jelaskan apa yang dimaksud
dengan kelas A0 III dan A5 III. Tentukan juga persamaan dan perbedaan kedua bintang tersebut dan bintang manakah yang
radiusnya paling besar?
6. Sebuah bintang yang diamati spektrumnya, memperlihatkan garis-garis spectrum seperti pada gambar A. Ketika diamati beberapa
tahun kemudian, garis-garis spektrumnya sudah bergeser dan tampak seperti pada gambar B. Tentukanlah apakah bintang
tersebut menjauhi atau mendekati pengamat? Apabila pergeseran garis-garis spektrumnya adalah sebesar 0,5 A, tentukan
kecepatan radial bintang tersebut
7. Sebuah bintang mempunyai paralaks 0”,474 dan gerak diri (proper motion) bintang tersebut adalah 3”,00. Jika kecepatan radial
bintang tersebut adalah 40 km/s, Tentukan kecepatan linear bintang tersebut
8. Sebuah bintang memiliki paralaks 0,”474 dan gerak diri 3”/tahun. Dari pengamatan spektroskopi diketahui terjadi pergeseran pada
panjang gelombang diamnya (4360 A) sebesar 0,3 A. Berapakah kecepatan linear bintang tersebut?

93
LATIHAN 2
Add a Footer 93
9. Perhatikan table berikut
Bintang Mv 𝒎𝒗 Tipe
Spektrum
Kelas
Luminositas
Canopus -4,7 -0,7 F0 Ib
Wolf 359 16,7 13,5 M8 V
G acrux -2,5 1,6 M3 II
 Ser 4,4 4,4 G0 V
El Nath -1,1 1,7 B7 III
 Uma -0,7 1,8 K0 III
 Aqr -3,8 3,0 G2 Ia
Archenar -2,5 0,5 B3 V
 Aqr -3,5 2,9 G0 Ia
a. Bintang yang paling terang
b. Bintang yang tak terlihat oleh mata
telanjang
c. Bintang yang mempunyai temperature
permukaan tertinggi
d. Bintang yang mempunyai temperature
terendah
e. Bintang yang paling jauh
f. Bintang yang paling dekat
g. Bintang dengan radius terbesar
h. Bintang deret utama dengan luminositas
tertinggi

94
LATIHAN 2
Add a Footer 94
10. Bintang Altair mempunyai paralaks 0,198 detik busur, gerak sejati 0,658 detik busur/tahun dan kecepatan radial -26 km/detik. Jika
magnitude semu 0,89, berapakah jarak minimum bintang Altair ke Matahari dan tentukan kecerlangan mutlaknya
11. Sebuah bintang memiliki paralaks 0”,03 dan gerak diri 0”,2/tahun. Hitunglah jarak dan kecepatan tangensialnya
12. Sebuah bintang berjarak 10 pc dengan pergeseran garis absorpsi H-alpha (0 = 6563 𝐴) sebesar 3,2815 A. Hitunglah
perubahan jaraknya setelah 100 tahun kemudian
13. Sebuah supernova diamati dengan teknik spektroskopi pada panjang gelombang diam 6563 A dan teramati pada panjang
gelombang 6563,49 A. Jika diketahui gerak dirinya adalah 0”,0,15/tahun, hitunglah sudut paralaks dari supernova tersebut

95
LATIHAN 2
Add a Footer 95
14. Perhatikan table berikut
Bintang Jenis
Spektrum
Magnitudo
Semu
Luminositas (solar
units)
Temperatur Warna
Sirius A A1 V -1,44 26,1
Arcturus K2 III -0,05 190
Alpha
Centauri A
G2 V -0,01 1,77
Alpha
Centauri B
K0 V +1,35 0,55
Vega A0 V +0,03 61,9
Capella G8 III +0,08 180
Rigel B8 I +0,18 7 x 105
Betelgeuse M2 I +0,45 4,1 x 104
Altair A7 IV +0,76 11,8
Pollux K0 III +1,16 46,6
Barnard’s Star M4 V +9,54 3,6 x 10−3
a. Bintang manakah yang
memiliki luminositas
tertinggi dan yang
terendah?
b. Bintang manakah yang
terlihat sangat cerah dan
redup dengan mata
telanjang?
c. Bintang manakah yang
memiliki ukuran terbesar
dan yang terkecil?
d. Bintang manakah yang
terletak sangat jauh dan
sangat dekat?

96
EVOLUSI BINTANG
Add a Footer 96
 Bintang adalah bola
gas raksasa yang
memancarkan
energinya sendiri dari
reaksi inti dalam
bintang, baik berupa
panas, cahaya,
maupun berbagai
radiasi lainnya
Diagram sederhana
evolusi bintang

97
EVOLUSI BINTANG
Add a Footer 97
• Bintang-bintang lahir di nebula dari hasil
pengerutan, kemudian terjadi fragmentasi
sehingga membentuk kelompok-kelompok
(Protobintang)
• Bintang yang bermassa besar dan panas
umumnya membentuk raksasa biru
• Bintang yang relatif kecil membentuk katai
kuning, seperti Matahari
• Bintang-bintang besar dan panas memiliki inti
konvektif dan lapisan selubung yang radiatif.
• Bintang-bintang kecil seperti Matahari yang
memiliki inti radiative dan lapisan selubung
konvektif
• Bintang tersebut terus berevolusi seiring
dengan waktu. Bintang bermassa besar jauh
lebih terang dan lebih singkat umurnya
daripada bintang bermassa sedang.

98
PROTO BINTANG (PROTOSTAR)
Add a Footer 98
• Teori tentang pembentukan bintang: bintang bermula dari molekul-molekul nebula dingin.
• Pancaran energi molekul ini mengakibatkan daerah nebula menjadi dingin, mengerut
sehingga kerapatannya bertambah dan membentuk bola gas
• Apabila bola gas ini sudah cukup rapat, maka akan terjadi tarikan gravitasi yang
menyebabkan tekanan gravitasional yang membuat bola gas terus mengerut, sehingga terus
menarik materi disekitarnya dan terus mengerut sampai terjadi perubahan energi potensial
gravitasi menjadi energy radiasi.
• Massa minimal awan gas yang diperlukan untuk memulai pembentukan bintang disebut
massa Jeans yang diberikan dalam fungsi:

99
PROTO BINTANG (PROTOSTAR)
Add a Footer 99
• Kerapatan awan yang cukup besar sehingga tidak bisa ditembus oleh
gelombang elektromagnet menyebabkan energi terperangkap sehingga
memanaskan bagian dalam bola gas dan menaikkan tekanannya.
• Sampai suatu saat terjadi kesetimbangan tekanan termal dan
pengerutan gravitasi tercapai sehingga terjadi kesetimbangan
hidrostatik
• Pada mulanya keseimbangan hidrostatik hanya terjadi pada pusat bola
gas dan membentuk bakal bintang, sedangkan bagian luarnya terus
mengerut dan menyelubungi pusatnya
• Energi yang dihasilkan dari pengerutan ini menyebankan bola gas ini
menjadi bercahaya sehingga lahirlah bintang muda yang dinamakan
proto bintang.
• Sebagian energinya digunakan untuk memanaskan bagian dalam
bintang sehingga menaikkan suhu dan tekanannya untuk menahan
pengerutan lebih jauh.

100
Add a Footer 100
• Pada awal pengerutannya, perpindahan energi internal tidak secara
radiasi, melainkan secara konveksi
• Pada fase ini protobintang terus mengerut sampai akhirnya tekanan
radiasi bintang cukup tinggi
• Tekanan gas inilah yang menahan pengerutan sehingga terbentuklah
bintang yang stabil
• Energi ini juga memanasi bagian dalam bintang sehingga akhirnya suhu
pusat bintang cukup tinggi untuk mendukung reaksi fusi hidrogen yakni
reaksi penggabungan hidrogen menjadi helium
LANJUTKAN DI BAHAN ASTROFISIKA HAL 175 DAN BUKU SAKTI HAL 129 DAN BUKU HANS

RADIASI DALAM ASTRONOMI

Recommended

Recommended

More Related Content

Similar to RADIASI DALAM ASTRONOMI

Similar to RADIASI DALAM ASTRONOMI (20)

RADIASI DALAM ASTRONOMI